Innehåll
En stjärnlivscykel bestäms av dess massa - ju större dess massa, desto kortare livslängd. Stora högmassa har vanligtvis fem stadier i sina livscykler.
Steg 1
En stjärna består av två gaser - väte och helium. Under den första livscykelfasen av en högmassastjärna bränner väte i kärnan tills endast helium är kvar.
Steg 2
När vätgasförsörjningen i kärnan tar slut blir kärnan instabil och träder ihop. Bristen på väte får helium att smälta samman till kol. När heliumet är borta bildar det smälta kolet tyngre element i kärnan som järn, magnesium, neon och svavel. Kärnan förvandlas till järn och den slutar brinna. Sedan börjar det yttre skalet på stjärnan, som mestadels är väte, att expandera.
Steg 3
Under de närmaste miljoner åren inträffar en serie kärnreaktioner som bildar olika element i skal runt järnkärnan.
Steg 4
Kärnan kommer sedan att kollapsa på mindre än en sekund och orsakar en explosion som kallas en supernova. Explosionen kommer att orsaka en chockvåg som exploderar de yttre skikten.
Steg 5
Om kärnan överlever supernova kan den antingen bli en neutronstjärna eller ett svart hål. Det beror på hur många solmassor kärnan är. En solmassa är det vanliga sättet att beskriva massan i astronomi (En solmassa är lika med solens massa, eller cirka 1.98892 × 10 ^ 30 kg). Om det är mellan 1,5 och 3 solmassor, blir det en liten, mycket tät neutronstjärna. Om den är större än 3, kommer kärnan att bli ett svart hål.